Una estrella comienza en una nube de gas del espacio
Una estrella se forma cuando la gravedad reúne gas que estaba disperso por el espacio. En algunos lugares, el gas frío y el polvo se agrupan en nubes. Cuando parte de una nube se concentra hacia dentro, el gas de su centro se acumula cada vez más y se calienta. Así comienzan a nacer muchas estrellas en el universo actual.
El ingrediente principal de estas nubes es el hidrógeno. En una nube fría abundan las moléculas de hidrógeno, formadas por dos átomos unidos; de ahí el nombre de nubes moleculares. Entre el gas también hay diminutos granos sólidos, llamados polvo. De una sola nube grande pueden formarse muchas estrellas.
Al reunirse el gas, el centro se vuelve más denso y caliente
Algunas zonas de una nube contienen materia más concentrada que otras. Allí, la gravedad hace que la materia se atraiga. Pero la presión del gas, que empuja hacia fuera, y los movimientos de la nube también actúan, así que no todas las zonas se agrupan de inmediato. Donde la gravedad supera estos efectos, el gas se reúne hacia dentro y ocupa menos espacio. Este cambio se llama contracción.
Cuando el gas cae hacia dentro y se comprime, se genera calor. Al principio, el gas y el polvo pueden liberar energía en forma de luz con facilidad, lo que permite que la nube siga relativamente fría. Sin embargo, cuando el gas del centro se vuelve muy denso, a la energía le cuesta escapar. El calor se acumula y aparece un centro caliente dentro de la nube fría.
No toda la materia de una nube termina en una sola estrella. La nube puede dividirse en varias zonas, y la luz y los flujos de materia de estrellas cercanas pueden dispersar el gas de alrededor. Los campos magnéticos y los movimientos irregulares del gas también influyen en la contracción.
Una protoestrella brilla mientras reúne materia
El gas acumulado en el centro forma una masa caliente, y el gas de alrededor sigue siendo atraído hacia ella. Este joven objeto que se forma reuniendo materia en el corazón de una nube es una protoestrella. Crecer significa aquí aumentar su cantidad de materia a medida que recibe más gas.
La protoestrella ya emite luz en esta etapa. Su energía procede del gas que cae hacia dentro y se comprime. Puede brillar antes de llegar a la etapa duradera en la que, como el Sol, obtiene su energía de la fusión de hidrógeno en el centro.
El gas que se acerca gira, por lo que no cae todo directamente al centro. Una parte da vueltas alrededor de la protoestrella y se reúne en un disco plano. Cuando el gas del disco se desplaza hacia dentro, añade materia a la protoestrella. También hay materia que sale expulsada, así que no todos los ingredientes de la nube pasan a formar parte de la estrella.
En una estrella de masa similar a la del Sol, la contracción continúa después de la etapa más activa de incorporación de materia. La masa es la cantidad de materia que compone un objeto, y no es lo mismo que su tamaño visible. Mientras la joven estrella se contrae y se hace más pequeña, la temperatura de su centro puede seguir aumentando.
La fusión central de hidrógeno abre la larga etapa de secuencia principal
Cuando el gas del centro alcanza suficiente densidad y temperatura, los núcleos situados en el centro de los átomos de hidrógeno participan en reacciones que los combinan para formar núcleos de helio. Este proceso es la fusión de hidrógeno y aporta la energía necesaria para que la estrella brille. El largo período en que una estrella brilla gracias a la fusión central de hidrógeno se llama secuencia principal. El Sol se encuentra hoy en esta etapa.
Dentro de una estrella, la gravedad que atrae la materia hacia dentro está aproximadamente equilibrada por el efecto hacia fuera de la presión del gas caliente y de la luz. La fusión permite mantener este estado durante mucho tiempo, aunque la estrella siga emitiendo energía. La protoestrella ya brillaba, pero ahora cuenta con una fuente de energía capaz de sostener esa luz durante un largo período.
Aquí se distingue la etapa en que la fusión central de hidrógeno se mantiene durante mucho tiempo. Antes pueden producirse reacciones con deuterio, otra forma de hidrógeno. Por tanto, no sería correcto afirmar que los objetos jóvenes carecen por completo de reacciones nucleares.
Si un objeto no reúne suficiente masa, puede ser incapaz de mantener la fusión de hidrógeno en su centro durante mucho tiempo. Las enanas marrones son objetos de este tipo. La masa límite también depende de condiciones como la composición de la materia. La cantidad de materia reunida influye además en la vida de la estrella y en su final.
El infrarrojo permite estudiar un nacimiento oculto por el polvo
Aunque una protoestrella brille, el polvo espeso puede bloquear la luz visible para nuestros ojos. Los astrónomos usan longitudes de onda invisibles, como el infrarrojo y las ondas de radio, para estudiar el objeto del interior y la materia que lo rodea. Cada longitud de onda revela estructuras y propiedades diferentes.
El telescopio espacial James Webb observó en infrarrojo los alrededores de una protoestrella en una nube llamada L1527. Visto de canto, el disco aparece como una franja oscura, mientras la luz que escapa por encima y por debajo ilumina el espacio circundante. Esta observación muestra cómo se distribuye la materia alrededor de la protoestrella. Los colores de la imagen publicada corresponden a datos infrarrojos representados con colores que nuestros ojos pueden ver.
Los astrónomos reconstruyen el nacimiento de las estrellas observando objetos en distintas etapas y comparándolos con modelos basados en las leyes físicas. Una imagen de observación recoge el aspecto de un momento concreto. Un modelo explicativo conecta varias observaciones para mostrar el proceso general, pero no todas las estrellas reales siguen el mismo calendario.
La materia que queda alrededor puede formar un sistema planetario
En el disco de una estrella joven, los granos sólidos se reúnen para formar objetos mayores. Algunos pueden convertirse en material para planetas y cuerpos pequeños. Las observaciones de radio de ALMA muestran anillos claros y oscuros en el disco de la joven estrella HL Tau. Estas estructuras ofrecen pistas para estudiar la formación planetaria, pero no significan que se haya confirmado un planeta en cada anillo.
El Sistema solar también se formó a partir del gas y el polvo que rodeaban al joven Sol. Estudiar cuerpos pequeños como los cometas ayuda a conocer la composición de aquellos ingredientes. Entre ellos hay hidrógeno y helio procedentes del universo temprano, pero también componentes dejados por generaciones anteriores de estrellas.
Las primeras estrellas surgieron de gas compuesto casi por completo de hidrógeno y helio, por lo que su entorno era distinto de las nubes actuales, ricas en polvo. El modelo por etapas de este artículo describe una vía típica de formación de una estrella de masa similar a la solar en el universo actual. Para descubrir qué dejan estas estrellas tras sus largas vidas, continúa con La muerte de las estrellas.
Fuentes
- NASA Science — Nacimiento estelar y secuencia principal
- NASA — Crecimiento y fuentes de energía de las protoestrellas
- Grudić y colaboradores — Enfriamiento, acreción y reacciones nucleares en modelos de formación estelar
- Chabrier y colaboradores — Investigación del límite de masa para la fusión de hidrógeno
- NASA Webb — Observaciones alrededor de la protoestrella L1527
- NASA Webb — Representación del color en la imagen infrarroja de L1527
- ALMA Partnership y colaboradores — Observaciones de anillos en el disco de HL Tau
- NASA Webb — Composición de las primeras estrellas y de generaciones posteriores